Stelle Binarie

Nelle precedenti sezione abbiamo analizzato quasi tutti i processi fondamentali che caratterizzano i processi vitali di una stella ma ne abbiamo trascurato uno molto importante. La maggior parte delle stelle si trova in sistemi binari o multipli in cui la nube originaria, collassando, ha generato più corpi. Questa caratterizzazione appare necessaria se si pensa ai processi di accrescimento che intervengono, ad esempio, nei buchi neri in cui la stella compagna alimenta tramite trasferimento di materia il corpo morente della stella originaria. Si calcola che oltre il 25% delle stelle presenti nel cosmo possiede una compagna e il 10% di esse si trova in sistemi multipli.

Bisogna però precisare la differenza tra stelle doppie e stelle binarie. Le stelle doppie sono corpi che si trovano fortuitamente sulla stessa linea di vista dell’osservatore per cui appaiono molto vicine e apparentemente legate, esse però sono totalmente distinte e separate una dall’altra, non sono legate gravitazionalmente e, spesso, distano centinaia di anni luce l’una dall’altra. Le stelle binarie invece sono stelle che si sono formate nella stessa porzione di spazio, sono legate gravitazionalmente, di solito sono molto vicine (decine di unità astronomiche) e presentano composizioni e tipologie affini in quanto sono prodotti del collasso di una stessa nube.

Un esempio molto famoso di stelle binarie noto a tutti gli astrofili si trova nella costellazione dell’Orsa Maggiore in cui due stelle, Mizar e Alcor, sono facilmente distinguibili anche con strumenti modesti. Le stelle binarie di solito si trovano legate in sistemi orbitanti intorno al comune centro di massa, i rispettivi moti sono molto difficili da studiare per due motivi:

1) Da Terra è difficile stimare l’orientazione del piano orbitale del sistema nello spazio.

2) La distanza del sistema è quasi sempre incognita.

Il centro di massa è una convenzione fisica introdotta per semplificare notevolmente lo studio dei sistemi. L’intero sistema di corpi si comporta come se la massa complessiva del sistema fosse concentrata in quel punto, da questo segue che se si riesce a studiare in qualche modo il moto e le forze agenti nel centro di massa si può risalire al comportamento dell’intero sistema. Dal disegno qui sotto ci possiamo fare un’idea più precisa:

Il centro di massa è sostanzialmente un punto in cui le grandezze che determinano le caratteristiche  del sistema sono in equilibrio.

Ma vediamo più in dettaglio quanti tipi differenti di sistemi binari esistono:

Binarie Spettroscopiche: le binarie spettroscopiche si chiamano così perché possono essere rivelate soltanto mediante l’utilizzo della spettroscopia. Esse si trovano in sistemi stellari con orbite strette, le componenti sono distinguibili attraverso l’analisi dell’effetto Doppler nelle righe spettrali. Purtroppo l’orientazione del piano orbitale non è mai nota ciò permette la misurazione approssimata delle velocità radiali a meno del valore del seno dell’inclinazione del suddetto piano. L’effetto Doppler in astronomia viene comunemente usato in molti problemi, esso ci permette di stimare la direzione del moto del corpo semplicemente osservando lo spostamento delle righe spettrali. Lo spostamento delle righe si verifica quando queste ultime subiscono un incremento o una diminuzione del corrispettivo valore di lunghezza d’onda; esso può avvenire verso le zone marginali dello spettro, cioè verso le lunghezze più alte (rosso) o verso le lunghezze più corte (blu) dello spettro elettromagnetico. Se le righe si spostano verso il rosso (Redshift) il corpo si sta allontanando da noi, se invece esse migrano verso il blu (Blueshift) il corpo si sta avvicinando a noi. Possiamo farci un’idea più precisa del fenomeno guardando il disegno qui in basso:

Nel sistema doppio solo la stella centrale può essere vista, ammettiamo che la sua compagna sia invisibile. Nel complesso sistema orbitale le due stelle influenzano reciprocamente i loro moti, in particolare la stella più piccola perturba la posizione statica della stella principale facendola muovere “avanti e dietro” in un moto periodico determinato dal periodo di rotazione della stella piccola. Questo moto periodico indotto causa un continuo avvicinamento e allontanamento verso un ideale osservatore che poniamo nel vertice delle frecce rosse e blu. L’osservatore posto in questo punto vedrà la luce della stella principale arrossarsi quando essa si allontanerà e tendere al blu quando essa si avvicinerà al punto d’osservazione. Per capire meglio come vengono analizzate le righe spettrali possiamo concentrarci sul disegno sottostante:

Ovviamente per effettuare misurazioni dobbiamo in qualche modo disporre di un metro di giudizio universale. Questo metro di giudizio lo ricaviamo dalle righe spettrali non soggette a alterazioni che osserviamo in laboratorio (ad esempio prendiamo in analisi le righe caratteristiche dell’Idrogeno). Analizziamo adesso lo spettro che ci giunge dall’astro:

Giorno 1 - Nel primo giorno notiamo che le righe occupano esattamente le posizioni delle righe di riferimento, questo indica che la stella si trova momentaneamente in una posizione di equilibrio (posizione 1 del grafico in alto).

Giorno 2 - Nel secondo giorno osserviamo che alcune righe spettrali si sono sdoppiate e si sono spostate verso il rosso, ciò indica che la stella si sta allontanando da noi (posizione 2 del grafico in alto).

Giorno 3 -  Nel terzo giorno le righe spettrali dopo aver raggiunto il massimo spostamento sono progressivamente ritornate nella posizione di equilibrio, ciò indica che la stella pian piano sta rioccupando momentaneamente la posizione di equilibrio ma nel contempo procede nel suo moto (posizione 3 del grafico in alto).

Giorno 4 - Nel quarto giorno le righe raggiungono il massimo spostamento verso le lunghezze d’onda caratteristiche del blu, ciò indica che l’astro si avvicina all’osservatore (posizione 4 del grafico in alto).

I disegni sopra riportati rappresentano soltanto degli schemi esplicativi semplificati. I riferimenti temporali e l’analisi delle righe spettrali nella realtà richiedono procedure assai complesse. Tramite l’osservazione delle fluttuazioni nelle righe spettrali possono essere individuati i componenti altrimenti invisibili. Qualcuno di voi forse si starà chiedendo se è possibile utilizzare lo stesso metodo con i pianeti, a questa domanda possiamo rispondere che le fluttuazioni orbitali prodotte da corpi molto più piccoli di una stella sono infime, quindi gli effetti prodotti non sono misurabili.

Binarie ad Eclissi: le binarie ad eclissi, come suggerisce lo stesso nome, si eclissano regolarmente durante il loro moto orbitale; ciò determina una periodica variazione di luminosità del sistema. Questi sistemi stellari sono abbastanza rari poiché il loro piano orbitale deve essere perfettamente parallelo alla linea di vista dalla Terra. Ciò appare intuitivo se immaginiamo di osservare due sfere che ruotano: dall’alto osserviamo soltanto due moti circolari mentre se le osserviamo “di taglio” notiamo che una transita davanti all’altra con periodo regolare (lo stesso meccanismo avviene nelle eclissi di Sole o di Luna).

La prima stella binaria ad eclisse fu scoperta addirittura dagli astronomi arabi che individuarono nella stella Algol (l’occhio del diavolo) una tenue variabilità visibile ad occhio nudo. Questa variabilità fu spiegata soltanto nell’ultimo secolo quando si scopri che in realtà la suddetta stella è costituita da un sistema rotante di due stelle distinte. Tutti i sistemi stellari che vengono classificati come “binaria ad eclisse” vengono studiati attraverso l’utilizzo di un metodo chiamato “Curva di Luce” . La curva di luce è uno strumento molto usato in astronomia che mette in relazione la magnitudine assoluta di un sistema con il tempo, la curva di luce corrisponde a quella linea irregolare rappresentata in blu nel grafico qui sotto.

La luminosità delle due componenti del sistema binario viene rappresentata in funzione del tempo in modo da poter mettere ben in evidenza le fasi dell’eclissi.

1) Nel primo fotogramma le due stelle apportano il loro rispettivo contributo di luminosità al sistema che raggiunge il valore massimo.

2) Nel secondo fotogramma la stella più piccola percorrendo l’orbita si interpone tra la stella madre e l’osservatore sottraendo parte della luce originaria, in questa fase si ha una prima piccola gobba nella curva di luce.

3) Nel terzo fotogramma la stella ritorna in una posizione tale da non influenzare la compagna, il sistema ritorna alla massima luminosità.

4) Nel quarto fotogramma la stella piccola si eclissa totalmente nascondendosi dietro l’alone della stella madre, in questa fase la luminosità cala drasticamente e si ha una seconda gobba nella curva di luce.

Il ciclo si ripete indefinitamente con un continuo susseguirsi periodico di gobbe. Qui di sotto riportiamo una bellissima animazione sull’argomento.

Tuttavia esistono due casi molto particolari di sistemi doppi, questi sistemi sono caratterizzati da un’estrema vicinanza delle componenti stellari. Ma analizziamoli in dettaglio:

• β Lyrae – Sistema molto chiuso, le due stelle sono così vicine da deformarsi vicendevolmente in una sorta di due ellissi molto schiacciate. Per effetto della vicinanza la curva di luce possiede brevissimi tratti orizzontali.

• W UMa – Sistema binario a contatto, le due stelle sono così vicine da essere unite tramite un trasferimento di massa attraverso il punto L1 o primo punto Lagrangiano. Per effetto del contatto la curva di luce non possiede tratti orizzontali. Una simulazione tridimensionale di come dovrebbe apparire il sistema è visibile qui in basso:

Binarie Visuali: le binarie visuali possono essere rivelate attraverso la semplice osservazione strumentale. Le motivazioni sono varie: o i sistemi sono molto prossimi alla Terra quindi appaiono ben nitidi oppure i componenti del sistemi giacciono su orbite considerevolmente ampie e distanziate l’una dall’altra quindi sono “ben separate”.

Binarie Astrometriche: le binarie astrometriche costituiscono i sistemi più difficili da studiare poiché soltanto una stella del sistema si rende visibile, la compagna non è direttamente osservabile poiché di solito o è molto più debole oppure l’effetto Doppler da essa prodotto non è misurabile. In questi sistemi si utilizzano procedimenti matematici legati alla leggi di Keplero o alla definizione di centro di massa attraverso cui è possibile stimare la massa della stella invisibile mediante l’analisi della stella più massiva. Un esempio molto famoso di binarie astrometriche si trova nella costellazione del Cane Maggiore in cui intorno agli anni 40’ è stata scoperta una piccola stella nota con il nome di Sirio B compagna della notissima stella Sirio che, con magnitudine pari a -1,46, è la più luminosa di tutto il cielo. Lo schema orbitale del sistema doppio della stella Sirio è evidenziato nell’immagine qui sotto: